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PHY 6790: Astronomie galactique

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PHY 6790: Astronomie galactique. Cours 2: Bulbe. Structure du bulbe. Noter que le coté gauche est plus large (plus proche) que le coté droit (extrémité de la barre) Évidence que le bulbe est barrée. Comptage d’étoiles – 2MASS. Lopez-Corredoira et al. 2005.

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Presentation Transcript
structure du bulbe
Département de physiqueStructure du bulbe
  • Noter que le coté gauche est plus large (plus proche) que le coté droit (extrémité de la barre)
  • Évidence que le bulbe est barrée
comptage d toiles 2mass
Département de physiqueComptage d’étoiles – 2MASS

Lopez-Corredoira et al. 2005

  • (gauche) comptage d’* 2MASS dans les parties centrales de la MW
  • (centre) Comptes moins la contribution du disque
  • (droite) coupe à z = 1440 pc
slide5

Modelling l – v Diagrams

v

gas

l

v

0

(Hartmann 1998)

G.C.

(Binney & Merrifield 1998)

formation du bulbe
Département de physiqueFormation du bulbe
  • Le bulbe s’est formé 12.5 < tform < 9 Gy
  • Formation par scénario ELS tform ~ 12.5 Gy
  • Formation par secular evolution tform ~ 9 Gy

Freeman & Bland-Hawthorn 2002

formation du bulbe1
Département de physiqueFormation du bulbe

Évolution séculaire

Galaxie barrée

Formation d’étoiles

Matière tombant sur le bulbe

slide9
Département de physique

Formation du bulbe – NGC 1097

formation du bulbe4
Département de physiqueFormation du bulbe

Freeman & Bland-Hawthorn 2002

photom trie de surface
Département de physiquePhotométrie de surface
  • Bulbe ne suit pas la loi r1/4 de deVauc.
  • Bulbe suit une loi exponentielle, mais pas jusqu’au centre
photom trie de surface1
Département de physiquePhotométrie de surface

Kent, Dame & Fazio 1991 – Spacelab IR telescope

photom trie de surface2
Département de physiquePhotométrie de surface
  • Frogel et al. 1990
  • Bulbe de la galaxie est moins brillant que celui de M31
  • MW type plus tardif que M31
rotation et s du bulbe
Département de physiqueRotation et s du bulbe
  • Bulbe de la MW est en rotation comme tous les autres bulbes
  • Géantes K + PNes
  • Bulge et le disque interne ont des s semblables, donc difficile de les séparer par leur cinématique
  • Bulbe se termine |l| < 10o

disque

Beaulieu et al. 2000

distribution de m tallicit
Département de physiqueDistribution de métallicité
  • L’étude de la distribution de métallicité devrait nous permettre de déterminer l’âge du bulbe, son temps de formation, etc
  • Cependant, comme on va le voir, dépendant des techniques utilisées (spectroscopiques vs CMD), il y a une grosse différence entre les différentes études
distribution de m tallicit1
Département de physiqueDistribution de métallicité
  • MD est centrée à [Fe/H] = -0.2
  • avec 34% [Fe/H] > 0 (solaire)
  • et aucune étoile avec [Fe/H] < -1.3

(McWilliam & Rich 1994)

distribution de m tallicit2
Département de physiqueDistribution de métallicité
  • Distribution symétrique autour de [Fe/H] = 0.0
  • Beaucoup plus d’étoiles avec [Fe/H] > 0.0 que les autres études

Sadler et al. 1996

distribution de m tallicit3
Département de physiqueDistribution de métallicité
  • Distribution symétrique autour de [Fe/H] = 0.0
  • Distribution beaucoup plus piquée à [Fe/H] = 0

Ramirez et al. 2000

distribution de m tallicit4
Département de physiqueDistribution de métallicité
  • Implications:
    • Le bulbe a subi un enrichissement chimique rapide jusqu’à des abondances solaires et plus très tôt dans l’évolution de la Galaxie
    • La majorité des étoiles du bulbe se sont formées à peu près en même temps comme les amas globulaires du halo
    • Pas plus de 10% de la population du bulbe peut être représentée par des étoiles d’âges intermédiaires
distribution de m tallicit5
Département de physiqueDistribution de métallicité
  • Zoccali et al. 2003
  • (haut): CMD SOFI – NTT
  • (bas) CMD – 2MASS
    • CMD, champ complet
    • CMD, champ du disque à 30o
    • CMD bulbe décontaminé
    • CMD étoiles soustraites (disque)
distribution de m tallicit6
Département de physiqueDistribution de métallicité
  • (gauche-haut) CMD de l’amas globulaire du bulbe NGC 6553
  • (gauche-bas) MD pour MK > -4.5 (ombragé) [Fe/H] = -0.1 s = 0.1
  • (bas) MD de Zoccali et al. comparée aux autres études
distribution de m tallicit7
Département de physiqueDistribution de métallicité
  • Conclusions (Zoccali et al. 2003)
    • Pas de trace de populations stellaires plus jeunes
    • La métallicité du bulbe pique près de la valeur solaire
    • Il y a une coupure abrupte pour [Fe/H] > 0
    • Une plus grande queue à faible métallicité [Fe/H] < -1
distribution de m tallicit8
Département de physiqueDistribution de métallicité
  • Conclusions (Zoccali et al. 2006)
    • Formation du bulbe plus rapide que celle du disque
    • Les * les plus riches sont les dernières formées, âges correspond à l’épuisement du MIS
    • Une période de formation rapide est nécessaire pour expliquer ce résultat
    • Formation < 1G
abondance du bulbe
Département de physiqueAbondance du bulbe
  • Comme on a vu qu’il y a un gradient d’abondance dans le halo, il y a aussi un gradient d’abondance dans le bulbe
  • Ce n’est pas une population homogène

Minniti et al 1995

Zoccali et al. 2002

age du bulbe
Département de physiqueAge du bulbe

Age = 13 +/- 3 Gyr (NGC 6528)

cin matique du bulbe
Département de physiqueCinématique du bulbe
  • A cause de la très grande extinction dans la direction du bulbe, on se doit de travailler:
    • Soit dans les fenêtres de faible extinction comme les Baade’s windows
    • Soit de travailler en IR ou en radio
  • Pour la détermination des vitesses, il y a une structure spectrale en absorption à 2.3mm produite par le CO qui a un sharp edge du côté bleu

Sellgren et al. 1990

cin matique du bulbe1
Département de physiqueCinématique du bulbe

Sellgren et al. 1990

  • Vrot < 15 km/sec pour r < 2.3 pc
  • 70 < slos < 125 km/sec pour 0.6 < r < 2.3 pc
  • slos = cste ~ 125 km/sec pour r < 0.6 pc
  • M/LK augmente vers le centre - implique une masse sombre de 5.5 ±1.5 x 106 Msol

0.6 pc

2.3 pc

Dominé par l’amas

d’étoiles central

cin matique du bulbe2
Département de physiqueCinématique du bulbe
  • Point le plus central – slos ~ 153 +/-17 km/sec, soit x2 slos(Sellgren) ~ 70 km/sec à ~2 pc
  • Explication: Sellgren – cinématique de l’amas central différent cinématique du bulbe - Blum

Blum et al. 1995

cin matique du bulbe3
Département de physiqueCinématique du bulbe

halo

bulbe

  • 192 géantes K riches [Fe/H] > -1 – bulbe <vlos> = 66 +/- 5 km/s <slos> = 71 +/- 4 km/s
  • 31 géantes K pauvres [Fe/H] < -1.5 – halo <vlos> = -6 +/- 20 km/s <slos> = 113 +/- 14 km/s

Halo

pas de rotation

Bulbe

rotation

Minniti 1996

centre galactique ir
Département de physiqueCentre galactique (IR)
  • Images IRAS des régions centrales de la Galaxie. Le champ est ~50° en longitude le long de l’équateur galactique.
  • L’émission IR est principalement due à de la poussière chauffée par les étoiles environnantes.
centre galactique
Département de physiqueCentre galactique
  • Région particulière: à l’intérieur de quelques années-lumière, on retrouve 10000 étoiles formant un amas dense & un trou noir d’environ 106 Msol
  • Image HKL du centre galactique. Le TN central est près du centre de la boite.
centre galactique1
Département de physiqueCentre galactique
  • Régions centrales (~0.3 pc) en IR (1.6, 2.2 and 3.8 mm).
  • Sgr A* est près du centre mais pas très brillant en IR.
  • La majorité des étoiles sont très jeunes et massives.
  • La spectroscopie montre que ce sont des super géantes lumineuses de seulement quelques 10s x 106 années.
centre galactique dynamique
Département de physiqueCentre galactique (dynamique)

Correction pour le mvt du Soleil

Mvts propres autour de Sgr A*

centre galactique dynamique1
Département de physiqueCentre galactique (dynamique)
  • De l’astrométrie, résolue dans le temps (période ~15 ans) fournit de très bonnes données sur les mouvements propres des étoiles du centre Galactique.
  • Les observations montrent clairement que plusieurs étoiles près de Sgr A* - i.e. à des distances ~30 jours-lumière se déplacent sur des orbites képlériennes autour d’une masse centrale.
  • A partir de la forme des orbites, la distance Terre- Sgr A* et la masse de Sgr A* peuvent être calculées.
trou noir central de la mw1
Département de physiqueTrou noir central de la MW
  • La plupart des galaxies ont un TN central
  • Ghez et al. 2005 Masse(BH) = 3.7 +/- 0.2 x 106Msol [R0/(8 kpc)]3
  • Schödel et al. 2003 Masse(BH) = 3.3 +/- 0.7 x 106Msol [R0/(8 kpc)]3
emission radio de sgr a
Département de physiqueEmission radio de Sgr A*
  • Image radio à 20cm montrant les filaments à grande échelle dus à l’émission synchrotron le long des lignes de champs magnétiques
emission radio de sgr a1
Département de physiqueEmission radio de Sgr A*

Dimension de Sagittarius A* mesurée

en VLBI à différentes longueurs d’onde

emission radio de sgr a2
Département de physiqueEmission radio de Sgr A*
  • Dimension intrinsèque de Sgr A*, mesurée à 43 GHz (Bower et al. 2004) comparée à la dimension de l’horizon du TN central.
  • La source radio a une dimension d’environ 1 UA.
  • Pour un observateur sur la Terre, l’horizon du TN à la position du Soleil aurait 40 fois son diamètre.

Orbite de la Terre

Orbite de la Mars

ionized gas h92 a pr s de sgr a
Département de physiqueIonized gas H92a près de Sgr A*
  • Close up de Sgr A*, montrant la mini spirale de gaz ionisé (H92a – radio emission line – Liszt 2003), tombant ou tournant autour du centre.
  • Le point brillant est Sgr A*, site du TN central.
flare proche ir du tn central
Département de physiqueFlare proche-IR du TN central
  • Le 9 mai 2003, pendant des observations de routine de l’amas d’étoiles au CG à 1.7 mm avec NAOS/CONICA au VLT, il y a eu un flare très puissant à la position de Sgr A*
  • Pendant qques minutes, le flux a augmenté d’un facteur 5-6 et est revenu au flux initial en ~30 minutes.
  • Le flare s’est produit à quelques milli-arcseconds de la position de Sgr A*.
  • Le court temps de montée-descente nous dit que la source du flare est à moins de 10 Schwarzschild radii du TN.
flare proche ir du tn central1
Département de physiqueFlare proche-IR du TN central

peut-être émis par du gaz du disque d’accrétion

spiralant vers le TN à l’intérieur de

la dernière orbite stable autour du trou noir

Genzel et al. 2003

flare proche ir du tn central2
Département de physiqueFlare proche-IR du TN central

Un flare faible tel que vu par SINFONI le 15 juillet 2004.

Le temps sur les images est en minutes.

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